Solární zařízení v příkladech

Transkript

1 Tomáš Matuška stavitel Solární zařízení v příkladech

2

3 stavitel Solární zařízení v příkladech Tomáš Matuška Grada Publishing

4 Upozornění pro čtenáře a uživatele této knihy Všechna práva vyhrazena. Žádná část této tištěné či elektronické knihy nesmí být reprodukována a šířena v papírové, elektronické či jiné podobě běz předchozího písemného souhlasu nakladatele. Neoprávněné užití této knihy bude trestně stíháno. Úsporné řešení pro vaše topení Tomáš Matuška Solární zařízení v příkladech Vydala Grada Publishing, a.s. U Průhonu 22, Praha 7 obchod@gradapublishing.cz, tel.: , fax: jako svou publikaci Odpovědná redaktorka Ing. Jitka Hrubá Sazba Vladimír Velička Fotografie na obálce Wagner & Co / ESTIF Fotografie a kresby v textu z archivu autora, pokud není uvedeno jinak Počet stran 256 První vydání, Praha 2013 Vytiskla tiskárna GRASPO CZ, a. s. Vydání odborné knihy schválila Vědecká redakce nakladatelství Grada Publishing, a.s. Grada Publishing, a.s., 2013 Cover Design Eva Hradiláková, 2013 Názvy produktů, firem apod. použité v knize mohou být ochrannými známkami nebo registrovanými ochrannými známkami příslušných vlastníků. ISBN ELEKTRONICKÉ PUBLIKACE: ISBN (elektronická verze ve formátu PDF) ISBN (elektronická verze ve formátu EPUB)

5 5 Obsah Předmluva Sluneční energie Slunce Zdroj energie Sluneční konstanta Spektrum slunečního záření Sluneční energie na zemském povrchu Průchod slunečního záření atmosférou Přímé a difuzní záření Měření veličin slunečního záření Měření celkového slunečního ozáření Měření přímého slunečního ozáření Měření difuzního slunečního ozáření Měření doby trvání slunečního svitu Měření odraženého slunečního záření Sluneční energie v ČR Zdroje údajů o slunečním záření Roční hodnoty Optimální orientace a sklon plochy Solární kolektory Druhy solárních kolektorů Nekryté (nezasklené) kolektory Ploché atmosférické kolektory Ploché vakuové kolektory Trubkové vakuové kolektory Koncentrační kolektory Charakteristiky solárních kolektorů Teoretické vyjádření účinnosti Vztažná plocha solárního kolektoru Experimentální stanovení výkonu a účinnosti Uvádění účinnosti kolektoru Uvádění výkonu kolektoru Křivky účinnosti různých druhů kolektorů Optická charakteristika modifikátor úhlu dopadu Tepelná setrvačnost kolektoru Výkonnost solárních kolektorů Vliv umístění solárních kolektorů na výkonnost Konstrukce solárního kolektoru Zasklení Absorpční povrch

6 6 Solární zařízení v příkladech Absorbér Odvod tepla z absorbéru Skříň kolektoru Zkoušení a certifikace solárních kolektorů Normy Zkoušky spolehlivosti Značka CE Solar Keymark Modrý anděl (RAL-UZ 73) Solární zásobníky tepla Principy akumulace tepla Akumulace v citelném teple Akumulace ve skupenském teple Akumulace s využitím sorpce Akumulace s využitím chemických reakcí Vodní solární zásobníky Předávání tepla Tlakové podmínky v zásobníku Účel použití zásobníků Jak velký zásobník? Podmínky účinné akumulace tepla Přívod a odběr tepla Vodní zásobníky tepla s řízeným teplotním vrstvením Tepelné ztráty zásobníků Připojovací potrubí zásobníků Solární tepelné soustavy Solární soustavy v ČR Historie využívání sluneční energie v ČR Instalace z 80. let Statistika solárních kolektorů Typologie solárních soustav Průtok solární soustavou Koncepce primárního okruhu Energetické parametry solárních soustav Využité tepelné zisky solární soustavy Roční úspora energie Dodatková energie Měrné využité tepelné zisky solární soustavy Solární pokrytí, solární podíl Provozní účinnost solární soustavy Spotřeba pomocné energie soustavy Hodnocení přínosů solárních soustav Zjednodušené výpočty energetických přínosů Počítačové simulace solárních soustav Provozní měření zisků Garantované solární zisky

7 7 5 Solární ohřev vody a vytápění Příprava teplé vody Potřeba teplé vody Časové rozložení potřeby teplé vody Tepelné ztráty přípravy teplé vody Hygienické požadavky Vytápění Potřeba tepla na vytápění Tepelné ztráty otopné soustavy Nízkoteplotní otopné soustavy Solární soustavy pro přípravu teplé vody Malé solární soustavy pro přípravu teplé vody Velké solární soustavy pro přípravu teplé vody Kombinované solární soustavy Malé solární kombinované soustavy Velké solární kombinované soustavy Nasazení solárního ohřevu v budovách Vliv volby kolektoru Tepelná izolace Kolísání klimatických podmínek Změny v potřebě tepla Energetická náročnost vytápění Teplotní spád otopné soustavy Příklady realizací Rodinný dům Mnichovice Bytový dům Velká Skála Doterm Servis Solární ohřev bazénů Ohřev vody v bazénech Venkovní bazény a koupaliště Vnitřní bazény Bazénové solární soustavy Sezónní soustavy Solární soustavy pro celoroční provoz Kolektory pro bazény Čerpadla a spotřeba elektřiny Příklady realizací Venkovní koupaliště Rusava Aquapark Jindřichův Hradec Solární chlazení Zařízení s uzavřeným oběhem Absorpční uzavřený oběh Adsorpční uzavřený oběh Desikační zařízení s otevřeným oběhem Zařízení s tuhým desikantem Zařízení s kapalným desikantem

8 8 Solární zařízení v příkladech 7.3 Solární soustavy pro chlazení Solární kolektory Solární chladicí faktor Zapojení solárních chladicích soustav Příklady realizací Hotel DUO v Praze Hypermarket TESCO Jaroměř Solární soustavy pro CZT Historický vývoj solárních CZT Základní koncepce soustav Solární soustavy pro CZT s krátkodobou akumulací Solární soustavy pro CZT s dlouhodobou akumulací Solární kolektory Sezónní zásobníky Akumulační nádrž Podpovrchový výkopový zásobník (pit) Zemní sondy Aquifer Návrhové a provozní parametry Příklady realizací Sídliště Hirtenwiesen v Crailsheimu CZT v Marstalu Sídliště ve Friedrichshafenu Průmyslové aplikace Průmyslové procesy Mytí a čištění Ohřev zásobníků a nádob Sušení Vytápění prostor Nasazení solárních soustav v průmyslu Solární kolektory Soustavy pro ohřev vody Soustavy pro ohřev lázní a van Soustavy pro solární sušení Soustava pro vytápění velkoprostorových objektů Příklady realizací Výrobní družstvo STYL Studená Závod ETA Hlinsko Biotechnologická hala v Nových Hradech Literatura Rejstřík Zkratky ke schématům

9 Předmluva 9 Předmluva Mezi současnými zdroji tepla představují solární tepelné soustavy bezemisní zařízení s minimálním dopadem na spotřebu primární neobnovitelné energie. Jsou založeny na přímé přeměně nevyčerpatelné sluneční energie dostupné všem a všude bez rozdílu. To řadí solární zařízení mezi obnovitelné zdroje energie současnosti i budoucnosti bez ohledu na aktuální politické preference energetického mixu v České republice. Svým charakterem se solární zařízení řadí mezi úsporná opatření (spořiče energie) než typické zdroje, které lze na povel zapnout a vypnout. V ekonomicky reálných instalacích proto solární zařízení potřebují pro celoroční provoz vždy záložní zdroj tepla. Solární teplo je využitelné všude, kde potřeba tepla vzniká. Ne všude jsou však solární zařízení konkurenceschopná s konvenčními zdroji tepla. Ekonomika projektů je zatím výzvou nejen výrobcům a výzkumníkům, ale i politické vůli a podpoře. Ke zlevnění výroby může dojít pouze v souvislosti s nasazením masové výroby ve velkých sériích. Druhou šancí je změna chápání solárního kolektoru jako primárně technologického zařízení, ale jako základního stavebního prvku obvodového pláště budov. S tím nutně souvisí změna materiálové základny a zjednodušení konstrukce. Kniha je souhrnem zkušeností se solárními soustavami v různých oblastech použití od rodinných domů pro průmyslové provozy. Snahou bylo poskytnout aktuální a komplexní náhled na problematiku, přístupný širší veřejnosti, nejen té odborné. Těžiště zpracovaných témat leží v mé přednáškové činnosti z posledních let, nicméně pro účely knihy byla témata v jednotlivých oblastech výrazněji rozpracována a doplněna do podoby kompaktního textu. Jádro kapitol zpravidla tvoří vysvětlení principů jak konkrétní solární zařízení pracují; názorné analýzy (co a jak ovlivňuje návrh a provoz solárních zařízení) a příklady realizací na území ČR. Výjimkou jsou soustavy centralizovaného zásobování solárním teplem s dlouhodobou akumulací, které v České republice dosud realizovány nejsou. Důraz je kladen na ukázání konkrétních čísel a reálných energetických přínosů využití sluneční energie, přestože pro lepší čitelnost textů nejsou uváděny všechny detailní okrajové podmínky výpočtů. Analýzy jsou provedeny pro klimatické údaje České republiky z let s nízkou sluneční aktivitou, tzn. uváděné údaje o přínosech jsou konzervativní hodnoty, za které je možné se zaručit a v běžné praxi očekávat vyšší. Vybrané příklady realizovaných soustav jsou buď nějakým způsobem technicky zajímavé, ať už nevšedním technickým řešením nebo jen tím, že jsou dlouhodobě monitorované a lze na nich ukázat skutečně dosahované přínosy. Nedílnou součástí kapitol jsou poznámky v modrých polích, které se snaží téma posunout a nahlédnout z jiné strany. Řada představených analýz by nevznikla bez obětavé pomoci kolegy Bořivoje Šourka, který pro ně připravil simulační modely v prostředí TRNSYS. Podobně, uváděné výsledky ze zkoušek solárních kolektorů vznikly při naší společné práci v Solární laboratoři Ústavu techniky prostředí na ČVUT v Praze. Na závěr děkuji kolegům z firem dlouhodobě působících v oblasti solární tepelné techniky za poskytnutí obrazového materiálu, cenných rad a praktických náhledů i za kladené dotazy, které inspirovaly některé z představených analýz. V srpnu 2012 Tomáš Matuška

10 Věnováno Háně za nekonečnou trpělivost...

11 1 Sluneční energie Člověk využívá sluneční energii od té doby, co je člověkem. Sluneční energie je zdrojem všeho živého na zemském povrchu. V prastarých kulturách bylo Slunce vždy předmětem úcty, člověk cítil naprostou závislost života na jeho energii. Sluneční energie je v historii lidského rodu tradičním a velmi dlouhou dobu jediným zdrojem energie. Využívání fosilních a jaderných paliv je z hlediska jejich časové dostupnosti pouhým přechodovým obdobím. Fosilní paliva nemají svůj původ nikde jinde než právě ve sluneční energii, uložené v biomase před stovkami miliónů let. V době, kdy se způsoby zajištění energetických potřeb lidstva stávají celospolečenským tématem, se pozornost obrací opět k základnímu zdroji energie pro naši planetu. 1.1 Slunce Země je součástí planetární soustavy, jejímž středem je Slunce. Slunce je nám nejbližší a nejdůležitější hvězdou. Je trvalým zdrojem veškeré energie pro naši planetu. Slunce má tvar koule o průměru 1,39 miliónů kilometrů, tj. 109krát větším než je průměr Země. Od Země je Slunce vzdáleno v průměru 150 miliónů kilometrů. Hmotnost Slunce je kg a je tak krát hmotnější než Země, tvoří přibližně 99,9 % hmotnosti celé sluneční soustavy. Proto jsou planety Sluncem přitahovány a obíhají okolo něj Zdroj energie Slunce se skládá převážně z atomárního vodíku (70 %), helia (28 %) a z nepatrného množství ostatních prvků periodické soustavy (2 %). Někdy se místo hmotnostních procent uvádí podíly počtu atomů jednotlivých prvků: 91 % vodíku, 9 % helia. Všechny prvky jsou ve hmotě Slunce obsaženy ve skupenství plazmy. Zdrojem energie Slunce je termonukleární reakce jaderná fúze probíhající v centrální oblasti Slunce, při které dochází k přeměně lehčích jader vodíku na těžší jádro helia. Přeměna probíhá při teplotách desítek miliónů K a tlacích desítek miliard MPa za stavu, při němž jsou všechny atomy zcela ionizovány. Protony za těchto podmínek na sebe narážejí tak vysokými rychlostmi, že se překonává jejich elektrická odpudivost. Při Obr. 1.1 Schematický řez Slunce srážkách se dostávají k sobě natolik blízko, že vlivem vysoké jaderné přitažlivosti jádra atomů splynou. Každou sekundu se přemění 564 miliónů tun vodíku na 560 miliónů tun helia. Hmotnost vzniklého jádra helia je menší než hmotnost čtyř protonů vodíku vstupujících do reakce. Rozdíl hmoty se při reakci přemění na energii podle známého vztahu E = m c 2. Vyčíslením vznikajícího výkonu lze dospět k hodnotě 3, W. Pro naše běžná technická měřítka je to nepředstavitelný výkon, který Slunce uvolňuje přeměnou hmoty v energii.

12 12 Solární zařízení v příkladech Na obr. 1.1 je znázorněn řez Sluncem. Jaderná fúze probíhá v centrální oblasti Slunce, která zasahuje do cca 23 % jeho poloměru. Nad jádrem, do 70 % poloměru Slunce, se nachází tzv. radiační zóna, oblast s velmi vysokou hustotou a teplotou postupně klesající až na K. Energie uvolněná v jádru Slunce ve formě rentgenových fotonů s vysokým energetickým obsahem proniká velmi hustou radiační zónou směrem k povrchu. Rentgenové fotony se cestou přeměňují na tisíce energeticky chudších fotonů o delší vlnové délce. Záření tak mění své spektrální složení směrem k větším vlnovým délkám a fotony snižují svůj energetický obsah. Konvekční zóna mezi radiační zónou a povrchem Slunce má hustotu již výrazně nižší a hlavním způsobem přenosu energie je konvekce. Vnějším viditelným obalem Slunce fotosférou je energie vyzařována do kosmického prostoru již jako převážně ultrafialové, světelné a infračervené záření v oblasti vlnových délek 0,2 až 3,0 µm. Z nebezpečného rentgenového záření vznikajícího uvnitř Slunce se cestou na povrch stává převážně životodárné sluneční záření. Vzdálenost od středu k povrchu Slunce je zhruba km a fotonům rentgenového záření trvá milion let než se proměněné v tisíce fotonů světelného záření dostanou k povrchu. Země je od Slunce vzdálena v průměru okolo 150 milionů kilometrů. Sluneční záření se ve volném meziplanetárním prostoru pohybuje přímočaře rychlostí km/s, není ničím brzděno ani pohlcováno. Jednoduchým výpočtem lze určit, že na zemský povrch doletí za pouhých 500 s, tj. 8 minut a 20 s. Jak uvádí známý český astronom J. Kleczek: sluneční záření, které dnes vidíme jako světlo a pociťujeme jako teplo, bylo uvolněno jadernou fúzí v nitru Slunce v době, kdy pračlověk na Zemi zapaloval první oheň. Za dobu, než se sluneční energie prodrala z jádra Slunce k jeho povrchu, se zatím člověk vyvinul v inteligentní bytost současnosti [1]. Hustota toku energie vyzařované z povrchu Slunce je okolo 60 MW/m 2. Podle množství helia, které až dosud ve Slunci vzniklo, lze stáří Slunce odhadnout na zhruba 5 miliard let a předpokládá se, že jaderná fúze bude pokračovat ještě dalších 5 až 10 miliard let. Z naší lidské perspektivy je tedy energie vyzařovaná Sluncem nevyčerpatelným a trvalým zdrojem energie. Sluneční záření na cestě k Zemi není ničím pohlcováno a přichází na hranici atmosféry ve stejném spektrálním složení, s nímž opustilo Slunce, avšak při značně zmenšené hustotě zářivého toku způsobené tím, že se výkon s rostoucí vzdáleností rozptýlí na větší plochu. Z celkového výkonu vyzařovaného Sluncem dopadá na naši Zemi pouze zlomek jedna půlmiliardtina mezi 170 a 180 tisíci TW (bilionů wattů). Podobně nepatrná část je zachycena ostatními planetami sluneční soustavy. Zbývající tok záření, tzn. v podstatě téměř celý tok vyzařované sluneční energie, uniká do mezihvězdného a mezigalaktického prostoru. Celosvětová spotřeba energie lidstvem na Zemi v roce 2010 byla odhadnuta na milionů tun ropného ekvivalentu [33], což odpovídá 142 PWh nebo 512 miliardám GJ. Zhruba 90 % spotřebované energie pochází ze spalování fosilních paliv. Přitom na zemskou atmosféru ročně dopadne 1,5 milionu PWh sluneční energie, na zemský povrch se dostane zhruba jedna polovina. To znamená, že Slunce nás ročně zásobuje energií přesahující více než 5 000krát naše energetické potřeby. Tato energie je čistá, z pohledu lidského rodu věčná a sama o sobě zdarma.

13 Sluneční energie Sluneční konstanta Hustota zářivého toku sluneční energie na jednotku plochy kolmé ke směru šíření záření, dopadající při střední vzdálenosti Slunce od Země na vnější povrch zemské atmosféry, se nazývá sluneční konstanta. Na základě dlouhodobých družicových měření se hodnota sluneční konstanty uvádí W/m 2. Z družicového pozorování byly zároveň v závislosti na přirozené sluneční aktivitě zjištěny pouze malé změny hodnoty sluneční konstanty o 0,1 %. Na hranici atmosféry tedy každoročně přichází stejné množství energie bez výrazných výkyvů. Je zajímavé se podívat, jak jsou na tom se sluneční konstantou ostatní planety sluneční soustavy. Například Merkur, Slunci nejbližší planeta, má sluneční konstantu W/m 2, zatímco vzdálený Neptun pouze 1,5 W/m hustota zářivého toku vně atmosféry G ON [W/m 2 ] sluneční konstanta G SC = 1367 w/m dny v roce Obr. 1.2 Změna toku slunečního záření dopadajícího na vnější povrch atmosféry během roku Sluneční konstanta se uvádí pouze jako jediná střední hodnota. Nicméně, hustota toku slunečního záření dopadajícího kolmo na vnější povrch zemské atmosféry během roku konstantní není. Země obíhá okolo Slunce po eliptické dráze, přičemž Slunce je v jednom z ohnisek. Vzdálenost mezi Sluncem a Zemí se během roku mění pouze o ±1,7 %. Tak malá změna je způsobena tím, že eliptická oběžná dráha je velmi blízká dráze kruhové. Se změnou vzdálenosti se mění i hustota toku slunečního záření o cca ±3,3 %. Z grafické závislosti proměnlivosti hustoty toku slunečního záření (viz obr. 1.2) je patrné, že v zimě vnější povrch atmosféry přijímá více slunečního záření než v létě, vzhledem ke skutečnosti, že Slunce je k Zemi blíž než v létě.

14 14 Solární zařízení v příkladech Životní zkušenost na severní polokouli však říká něco jiného. V létě je dopadajícího slunečního záření více než v zimě. Nízká úroveň slunečního záření v zimním období v našem klimatickém pásmu je však způsobena jiným jevem a to odklonem severní polokoule Země od Slunce vlivem precesního pohybu zemské osy a tedy nižším úhlem dopadu slunečních paprsků, které překonávají větší hmotu atmosféry a více se pohltí. Druhým jevem působícím snížení dopadajícího záření v zimě je zvýšená oblačnost Spektrum slunečního záření Záření Slunce si lze přiblížit jako záření dokonale černého tělesa s povrchovou teplotou okolo K. Sluneční záření je elektromagnetické vlnění, které zahrnuje vlnové délky řádově od nanometrů (rentgenové a ultrafialové záření) až do několika metrů (rádiové záření). Spektrální průběh hustoty zářivého toku v závislosti na vlnové délce záření je pro dokonale černé těleso při dané teplotě určen Planckovým zákonem. S klesající teplotou tělesa klesá hustota zářivého toku a zároveň se maximum spektrální charakteristiky posouvá do oblasti větších vlnových délek. Pro sluneční záření se maximum pohybuje okolo vlnové délky 0,5 µm, což je vlnová délka žluto/ zelené barvy. Reálný spektrální průběh hustoty zářivého toku ze Slunce není tak hladký jako u dokonale černého tělesa vlivem nehomogenního povrchu fotosféry (viz obr. 1.3). Naprostá většina energie slunečního záření odcházejícího ze slunečního kotouče je soustředěna v oblasti vlnových délek od 0,2 do 3,0 µm. V této oblasti lze rozlišit různé druhy záření s různým energetickým obsahem. V oblasti vlnových délek od 0,20 do 0,40 µm se nachází ultrafialové záření (zkratka UV), tj. záření za fialovou barvou. Ultrafialové záření se dělí na UVC: pod 0,28 µm; UVB: 0,28 až 0,32 µm a UVA: 0,32 až 0,40 µm. Energie tvrdého UVC a UVB záření je schopná rozkládat nebo narušovat bílkoviny nebo jiné životně důležité organické sloučeniny 2,2 2,0 1,8 hustota zářivého toku [W/(m 2 nm)] 1,6 1,4 1,2 1,0 0,8 0,6 spektrum WRC černé těleso 5800 K 0,4 0,2 0, vlnová délka [nm] Obr. 1.3 Spektrální charakteristika zářivého toku sluneční energie na hranicích zemské atmosféry

15 Sluneční energie 15 s vážnými následky pro metabolismus postiženého organismu. Je zhoubné pro většinu živých organismů a negativně ovlivňuje růst rostlin. UVC záření se používá k dezinfekčním účelům (UV lampy). Pro život na Zemi je důležitým faktem, že naprostá většina škodlivého UV záření je absorbována ozónem v ozónové vrstvě. Na zemský povrch dopadá v podstatě pouze UVA záření (99 % z veškerého ultrafialového záření), které se někdy označuje jako černé světlo. Pro člověka je ultrafialové záření neviditelné, avšak někteří živočichové ho vnímají. V oblasti UV záření přichází do atmosféry okolo 9 % celkové energie slunečního záření. Viditelné záření (VIS), které je člověk schopný vnímat zrakem, přichází ze Slunce v oblasti vlnových délek od 0,40 do 0,75 µm. Ve viditelném záření rozlišujeme konkrétní barvy. Každá barva má svou vlnovou délku, od kratších délek fialové a modré barvy přes zelenou, žlutou až po červenou (viz obr. 1.4). Záření o vlnové délce kratší nebo delší než v uvedeném rozmezí pro člověka viditelné není. Lze je zviditelnit zvláštní přístrojovou technikou převodem spektra do viditelné oblasti (např. termovizní snímky v infračervené oblasti). Oblast viditelného záření obsahuje významnou část energie slunečního záření, okolo 41 % z celkové dopadající energie m [nm] Obr. 1.4 Spektrální barvy a jejich vlnové délky, spojité spektrum bílého světla Slunce, jako většina reálných zdrojů světla, vysílá záření různých vlnových délek (směs). Lidské oko není schopné samostatně rozlišit jednotlivé složky spektra, ale vnímá směs vlnových délek jako jednu barvu. Směs všech barev vnímá jako bílou (neutrální barvu). A opačně, bílé světlo lze na optickém hranolu nebo rozptýlením na kapičkách vody v atmosféře rozložit na jednotlivé složky barvy ve formě duhy. Mícháním různých vlnových délek je možné vytvořit barvy, které ve viditelném spektru nenalezneme, neboť nemohou být reprezentovány jedinou vlnovou délkou. Tyto nespektrální barvy jsou například šedá, růžová nebo zmíněná bílá. Pod červenou barvou v oblasti vlnových délek od 0,75 µm do 1 mm se nachází oblast infračerveného záření. Pro upřesnění se dělí na blízké infračervené záření od 0,75 do 5,00 µm, střední od 5 do 30 µm a daleké od 30 µm do 1 mm. Oblast infračerveného záření obsahuje nezanedbatelných 50 % energie slunečního záření. S tím je nutné při využití sluneční energie počítat. Předměty kolem nás při běžných teplotách 0 až 100 C září ve střední infračervené oblasti. Teplotě 0 C odpovídá vlnová délka maxima 10 µm, teplotě 100 C odpovídá maximum okolo 7,8 µm.

16 16 Solární zařízení v příkladech 1.2 Sluneční energie na zemském povrchu Průchod slunečního záření atmosférou Sluneční záření vstupuje do atmosféry ve výšce cca 60 km na zemským povrchem. Atmosféra se skládá převážně z dvojatomových plynů dusíku a kyslíku. Ve vysokých vrstvách atmosféry ionosféře pohlcují tyto dva základní atmosférické plyny přicházející ultrafialové a rentgenové záření. Níže se nachází ozonosféra, vrstva s vysokým obsahem ozonu, který pohlcuje zbývající část životu nebezpečného ultrafialového záření (UVC). V nejnižších vrstvách atmosféry v troposféře dochází k pohlcování různých vlnových délek spektra slunečního záření vodní párou, oxidem uhličitým, prachem a aerosoly. Když se hovoří o tom, že sluneční záření dopadající na Zemi vstupuje do atmosféry, je dobré si uvědomit, že nelze určit jednoznačnou hranici, kde atmosféra začíná. Svrchní vrstva atmosféry plynule přechází do meziplanetárního prostoru. Atmosféra nás v podstatě chrání před škodlivými účinky záření o krátkých vlnách: ultrafialového, rentgenového a gama záření. Na zemský povrch se dostává neškodná část ultrafialového záření, viditelné světlo, infračervené záření a rádiové vlny. Na obr. 1.5 je kromě spektrální charakteristiky slunečního záření vně atmosféry (spektrum AM0) znázorněna spektrální charakteristika po průchodu atmosférou kolmo na zemský povrch (spektrum AM1). Ze spektrální charakteristiky na zemském povrchu je patrné především odfiltrování UVC záření a významné pohlcení záření hustota zářivého toku [W/(m 2 nm)] vlnová délka [nm] Obr. 1.5 Spektrální charakteristika zářivého toku sluneční energie procházejícího zemskou atmosférou

17 Sluneční energie 17 vodní párou v atmosféře. Na zemský povrch dopadá sluneční záření s významným energetickým obsahem v oblasti vlnových délek od 0,3 do 3,0 µm. Označení spektra AM (Air Mass) označuje hmotu atmosféry, resp. vyjadřuje poměrnou délku dráhy pomyslného slunečního paprsku procházejícího atmosférou vzhledem k nejkratší možné dráze, tj. kolmo na zemský povrch. S úhlem dopadu slunečního záření na zemský povrch se mění délka dráhy, kterou sluneční paprsek musí urazit a tedy i tloušťka vzduchové vrstvy atmosféry, kterou musí projít. Spektrum AM1 je pro kolmý úhel dopadu, AM1,5 pro zenitový úhel 37 a AM2 pro 60. V průměrné roční bilanci se z celkového toku energie slunečního záření ze Slunce zpět do vesmíru odrazí od mraků, částeček prachu a zemského povrchu zhruba 34 %. Atmosféra pohltí okolo 19 %. Zbývající část sluneční energie je pohlcena zemským povrchem (47 %). Záření pohlcené zemským povrchem se mění v teplo, které je vyzařováno z povrchu Země jako infračervené záření (14 %). Infračervené záření je pohlcováno v atmosféře víceatomovými plyny, což vede k trvalému zvýšení teploty zemského povrchu (skleníkový efekt). Tuto tepelnou energii prostředí (vzduchu, země, vody) o nízké teplotě lze využívat přečerpáváním na vyšší využitelnou teplotu tepelnými čerpadly. Značné množství energie dopadající na rozsáhlé plochy oceánů se spotřebuje na vypařování vody (23 %). Vodní pára je proudy vzduchu vynášena nahoru, kde v chladnějších vrstvách atmosféry kondenzuje, předává své skupenské teplo okolnímu vzduchu a ve formě srážek přichází zpět na zemský povrch a je základem vodní energie využitelné ve vodních elektrárnách. Zbytek slunečního záření pohlceného zemským povrchem (10 %) je odveden konvekcí do vzduchu. Vzduch zahřátý od povrchu Země stoupá nahoru a na jeho místo proudí těžší chladný vzduch, čímž vznikají větry. Energii lokálního nebo globálního proudění větru je možné využívat ve větrných elektrárnách. Pouze nepatrné množství sluneční energie dopadající na Zemi (asi 1 ) připadá na biologické reakce probíhající v biosféře, především na fotosyntézu, která s využitím energie slunečního záření vytváří biologickou hmotu ze základních prvků uhlíku, kyslíku a vodíku biomasu. Energie slunečního záření je tak nepřímo podstatou všech obnovitelných zdrojů energie na Zemi: energie prostředí, vodní energie, větrné energie, energie biomasy s výjimkou energie geotermální a slapové, jejichž příspěvky jsou o několik řádů nižší Přímé a difuzní záření Na vnější povrch atmosféry dopadá sluneční záření v nerozptýlené formě, které si lze představit jako paprsky přicházející přímo ze slunečního kotouče. Průchodem atmosférou dochází k jeho rozptýlení na částicích prachu, krystalcích ledu či kapičkách vody. Část zářivého toku pak z oblohy přichází ve formě rozptýleného, tzv. difuzního slunečního záření, které nemá směrový charakter je všesměrové přichází ze všech směrů se stejnou intenzitou. Sluneční záření nerozptýlené se označuje jako přímé slunečního záření a má výrazně směrový charakter. Zjednodušeně lze konstatovat, že přímé sluneční záření přichází tehdy, je-li viditelný sluneční kotouč. Výkonová hustota přímého slunečního záření je oproti difuznímu značně závislá na úhlu dopadu. K difuznímu záření se počítá i záření odražené od okolních ploch, zvláště od terénu.

18 18 Solární * zařízení v příkladech Vychází se z předpokladu, že naprostá většina povrchů v přírodě jsou povrchy difuzní, tzn. že i přímé úhlově závislé sluneční záření dopadající na takový povrch se odrazí do všech stran více či méně se stejnou intenzitou (všesměrově). V prostředí měst s výrazným podílem lesklých ploch tento předpoklad platí omezeně. Rozlišují se dvě základní veličiny popisující energetický obsah slunečního záření: jednak výkonová hustota zářivého toku slunečního záření, označovaná jako sluneční ozáření G ve W/m 2 a dále hustota dopadající energie za časový úsek, označovaná jako dávka slunečního ozáření H v kwh/m 2. Pro rozlišení základních termínů je vhodné ještě zavést následující jednoduchou a snad srozumitelnou konvenci používanou nejen v této knize. Termín sluneční přísluší všem veličinám a jevům, které souvisí se Sluncem a jeho aktivitou, např. sluneční záření, sluneční konstanta, sluneční soustava, apod. Termín solární je spojen s technickým využitím slunečního záření, např. solární kolektor, solární soustava, solární zisk, apod. Pro další termíny z oblasti solární tepelné techniky viz [4]. Tab. 1.1 Hodnoty celkového slunečního ozáření G = G b + G d poměr G d / G Jasná obloha W/m % Lehce zataženo W/m % Silně zataženo W/m % V tab. 1.1 jsou uvedeny typické hodnoty celkového slunečního ozáření G pro různé stavy oblačnosti. Celkové sluneční ozáření G je součtem přímého slunečního ozáření G b a difuzního slunečního ozáření G d. Úrovně slunečního ozáření jsou podmíněny ročním obdobím pouze částečně, zejména však aktuální oblačností a sklonem přijímající plochy. Proto při jasném zimním dnu lze v poledne při kolmém úhlu dopadu naměřit úroveň slunečního ozáření blížící se hodnotě W/m 2. Naměření hodnot slunečního ozáření významně přesahujících W/m 2 zpravidla naznačuje významnou složku odraženého slunečního záření, např. od lesklé plechové střechy. Na obr. 1.6 jsou porovnány podíly přímého záření na celkové dopadající sluneční energii během roku pro Prahu v typickém meteorologickém roce. V průměru během roku se přímé sluneční ozáření na plochu skloněnou pod úhlem odpovídajícím zeměpisné šířce (zjednodušeně uvažováno jako optimum 50 ) podílí na celkovém ozáření okolo 50 %. Vyšší poměrné hodnoty jsou patrné v zimním období, v letním poměr klesá vzhledem k odlišnému typu oblačnosti. Podobně jsou na obr. 1.7 porovnány celoroční poměry mezi přímým a difuzním slunečním ozářením pro různá místa v Evropě od severních zeměpisných šířek po jih Evropy. Jižní Evropa pod zeměpisnou šířkou 45 vykazuje celoroční podíly přímého slunečního záření nad 60 % a odpovídající vysoké úrovně dopadající sluneční energie nad kwh/(m 2 rok). Zatímco celoroční dopadající sluneční energie ve střední a severní Evropě je srovnatelná, střední Evropa okolo padesáté rovnoběžky má podíly přímého záření zhruba o 10 % nižší než severní část Evropy. Podíl přímého slunečního záření v České republice se pohybuje pod 50 %.

19 Sluneční energie ,7 kwh/(m 2 měs.) ,6 0,5 0,4 0,3 0,2 0,1 poměr G b / G měsíc 0,0 Obr. 1.6 Podíl přímého (tmavá) a difuzního (světlá) slunečního záření během roku (typický rok pro Prahu) Athény (38 ) Madrid (40 ) Řím (42 ) Marseille (43 ) Bukurešť (44 ) Bělehrad (45 ) Davos (47 ) Bratislava (48 ) Vídeň (48 ) Paříž (49 ) Brno (49 ) Praha (50 ) Brusel (50 ) Londýn (51 ) Berlin (53 ) Kodaň (55 ) Helsinki (60 ) Stockholm (60 ) kwh/(m 2 rok) Obr. 1.7 Podíl přímého (tmavá) a difuzního (světlá) slunečního záření během roku pro různá místa Evropy při optimálním sklonu (TMY Meteonorm)

20 20 Solární zařízení v příkladech Z podílu přímé složky dopadající energie slunečního záření lze usuzovat na vhodnost lokality pro použití optických prvků pro soustředění slunečního záření, např. reflektorů či čoček. V České republice se solární kolektory s vysokými koncentračními faktory neprosazují právě z důvodu nepříliš vhodných klimatických podmínek s nízkým podílem energie přímého záření. Lze tedy předpokládat, že se na našem území nebudou stavět koncentrační solární elektrárny, využívající parabolických žlabů k produkci přehřáté páry pro turbínu nebo Stirlingových motorů umístěných v ohnisku parabolické mísy. Jak se mění podíl jednotlivých složek slunečního záření při dopadu na plochu s různým sklonem je naznačeno na obr Pro případ jižně orientované plochy a údajů typického meteorologického roku pro Prahu jsou vyjádřeny poměry v závislosti na úhlu sklonu. Čím větší sklon má plocha od vodorovné roviny, tím více přijímá odraženého záření od terénu. Jinými slovy lze říci, že více vidí terén a tedy od něj více přijímá odražené záření. Podobně avšak naopak rostoucí sklon neumožňuje difuznímu záření z celé polokoule oblohy dopadat na plochu, neboť plocha vidí pouze omezenou výseč oblohy danou sklonem plochy. To se projeví v nižší úrovni difuzní oblohové složky dopadajícího slunečního záření. 0,7 0,6 0,5 difuzní oblohové záření přímé záření podíl složky [-] 0,4 0,3 0,2 0,1 difuzní odražené záření 0, úhel sklonu plochy [ ] Obr. 1.8 Podíl složek slunečního záření dopadajícího na jižně orientovanou plochu s různým sklonem 1.3 Měření veličin slunečního záření Informace o úrovni slunečního záření jsou zapotřebí pro návrhové výpočty a hodnocení projektovaných i realizovaných solárních soustav. Hlavními radiačními veličinami, které se měří v meteorologických stanicích, jsou především celkové sluneční ozáření na vodorovnou rovinu a doba trvání slunečního svitu. Při zkoušení solárních kolektorů a soustav se měří také celkové sluneční ozáření, avšak na rovinu se sklonem solárních kolektorů. U speciálních metod zkoušení kolektorů (viz quazidynamická metoda) se měří i difuzní ozáření.